Термосфера - Википедия - Thermosphere

Диаграмма атмосферы Земли, показывающая все слои атмосферы в масштабе

В термосфера слой в Атмосфера Земли прямо над мезосфера и ниже экзосфера. В этом слое атмосферы ультрафиолетовая радиация причины фотоионизация / фотодиссоциация молекул с образованием ионов; термосфера, таким образом, составляет большую часть ионосфера. Получив свое название от Греческий θερμός (произносится термос), что означает тепло, термосфера начинается на высоте около 80 км (50 миль) над уровнем моря.^[1] На этих больших высотах остаточные атмосферные газы сортируются на слои в соответствии с молекулярная масса (видеть турбосфера ). Термосферный температуры увеличивается с высотой за счет поглощения высокоэнергетических солнечная радиация. Температура сильно зависит от солнечной активности и может подниматься до 1700 ° C (3100 ° F).^[2] или больше. Излучение заставляет частицы атмосферы в этом слое становиться электрически заряженными частицами, что позволяет радиоволны преломляться и, таким образом, быть принятым за горизонт. В экзосфере, начиная примерно с 600 км (375 миль) над уровнем моря, атмосфера превращается в Космос, хотя по критериям судейства, установленным для определения Карманская линия, сама термосфера является частью пространства.

Сильно ослабленный газ в этом слое может достигать 2500 ° C (4530 ° F) в течение дня. Несмотря на высокую температуру, наблюдатель или объект будут испытывать низкие температуры в термосфере, потому что чрезвычайно низкая плотность газа (практически жесткая вакуум ) недостаточно для того, чтобы молекулы проводили тепло. Нормальный термометр будет показывать значительно ниже 0 ° C (32 ° F), по крайней мере, ночью, потому что энергия, теряемая тепловым излучением, превысит энергию, полученную от атмосферного газа при прямом контакте. в анакустическая зона выше 160 километров (99 миль) плотность настолько мала, что молекулярные взаимодействия происходят слишком редко, чтобы обеспечить передачу звука.

В динамике термосферы преобладают атмосферные приливы, которые в основном обусловлены дневное отопление. Атмосферные волны рассеиваются выше этого уровня из-за столкновений нейтрального газа с ионосферной плазмой.

Термосфера полностью необитаема, за исключением Международной космической станции. В Международная космическая станция вращается вокруг Земли в центре термосферы, между 408 и 410 километрами (254 и 255 миль).

Составляющие нейтрального газа

Удобно разделить области атмосферы по двум минимумам температуры на высоте около 12 км ( тропопауза ) и примерно на 85 км ( мезопауза ) (Рисунок 1). Термосфера (или верхняя атмосфера) - это область высот выше 85 км, а область между тропопаузой и мезопаузой - это средняя атмосфера (стратосфера и мезосфера ), где поглощение солнечного УФ-излучения приводит к возникновению температурного максимума на высоте около 45 км и вызывает озон слой.

Рис. 1. Номенклатура областей атмосферы на основе профилей электропроводности (слева), температуры (в центре) и концентрации электронов в м.⁻³(верно)

Плотность атмосферы Земли уменьшается почти экспоненциально с высотой. Полная масса атмосферы M = ρ_А H ≃ 1 кг / см² в колонне размером один квадратный сантиметр над землей (при ρ_А = 1,29 кг / м³ плотность атмосферы на земле на высоте z = 0 м, а H ≃ 8 км - средняя атмосферная высота шкалы ). 80% этой массы сосредоточено в тропосфера. Масса термосферы выше примерно 85 км составляет всего 0,002% от общей массы. Следовательно, нельзя ожидать значительной энергетической обратной связи от термосферы к нижним слоям атмосферы.

Турбулентность приводит к тому, что воздух в нижних слоях атмосферы ниже турбопауза примерно на 110 км должна находиться смесь газов, не меняющая своего состава. Его средняя молекулярная масса составляет 29 г / моль с молекулярным кислородом (O₂) и азот (N₂) как две доминирующие составляющие. Однако выше турбопаузы диффузионное разделение различных компонентов является значительным, так что каждый компонент следует своей структуре барометрической высоты с высотой шкалы, обратно пропорциональной ее молекулярной массе. Атомарный кислород (O), гелий (He) и водород (H) более легкой составляющей последовательно доминируют на высоте примерно 200 км над уровнем моря и меняются в зависимости от географического положения, времени и солнечной активности. Соотношение N₂Эти вариации сильно влияют на / O, который является мерой электронной плотности в F-области ионосферы.^[3] Эти изменения являются следствием диффузии второстепенных компонентов через основной газовый компонент во время динамических процессов.

Термосфера содержит заметную концентрацию элементарных натрий расположен в полосе толщиной 10 км, которая находится на краю мезосферы, на высоте 80–100 км над поверхностью Земли. Средняя концентрация натрия составляет 400 000 атомов на кубический сантиметр. Эта полоса регулярно пополняется за счет сублимации натрия от приходящих метеоров. Астрономы начали использовать эту натриевую полосу для создания "звезды-путеводители "как часть процесса оптической коррекции при проведении сверхчетких наземных наблюдений.^[4]

Вход энергии

Энергетический бюджет

Температуру термосферы можно определить как по наблюдениям за плотностью, так и по прямым спутниковым измерениям. Зависимость температуры от высоты z на рис. 1 может быть смоделирована с помощью так называемого Бейтс профиль:^[5]

(1)   ${ displaystyle T = T _ { infty} - (T _ { infty} -T_ {0}) e ^ {- s (z-z_ {0})}}$

с Т_∞ температура экзосферы на высоте около 400 км, Т_о = 355 К, а z_о = 120 км эталонная температура и высота, а s - эмпирический параметр, зависящий от T_∞ и убывает с T_∞. Эта формула получена из простого уравнения теплопроводности. По оценке общего тепловложения q_о≃ от 0,8 до 1,6 мВт / м² выше z_о = 120 км на высоте. Для получения условий равновесия подвод тепла q_о выше z_о теряется в нижние области атмосферы из-за теплопроводности.

Температура экзосферы T_∞ является точным измерением солнечного XUV-излучения. Поскольку солнечное радиоизлучение F на длине волны 10,7 см является хорошим индикатором солнечной активности, можно применить эмпирическую формулу для спокойных магнитосферных условий.^[6]

(2)   ${ Displaystyle Т _ { infty} simeq 500 + 3.4F_ {0}}$

с Т_∞ в K, F_о через 10⁻² Вт м⁻² Гц⁻¹ (индекс Ковингтона) значение F, усредненное за несколько солнечных циклов. Индекс Ковингтона обычно колеблется от 70 до 250 в течение солнечного цикла и никогда не опускается ниже 50. Таким образом, T_∞ варьируется от 740 до 1350 К. В очень спокойных магнитосферных условиях, все еще непрерывно текущая магнитосферная энергия вносит вклад примерно на 250 К в остаточную температуру 500 К в уравнении (2). Остальные 250 К в уравнении (2) можно отнести к атмосферным волнам, генерируемым в тропосфере и рассеивающимся в нижней термосфере.

Солнечное XUV излучение

Солнечное рентгеновское излучение и экстремальное ультрафиолетовое излучение (XUV) на длинах волн <170 нм почти полностью поглощается термосферой. Это излучение вызывает различные ионосферные слои а также повышение температуры на этих высотах (Рисунок 1). В то время как солнечный видимый свет (от 380 до 780 нм) почти постоянен с изменчивостью не более примерно 0,1% от солнечная постоянная,^[7] Солнечное XUV-излучение сильно изменчиво во времени и пространстве. Например, рентгеновские вспышки, связанные с солнечные вспышки могут резко увеличить свою интенсивность по сравнению с уровнями до вспышки на много порядков в течение некоторого времени в десятки минут. В крайнем ультрафиолете линия Лаймана при 121,6 нм представляет собой важный источник ионизация и диссоциация на высотах ионосферного слоя D.^[8] В спокойные периоды солнечная активность, только он содержит больше энергии, чем остальная часть спектра XUV. Квазипериодические изменения порядка 100% или более с периодами 27 дней и 11 лет относятся к наиболее заметным вариациям солнечного XUV-излучения. Однако нерегулярные колебания во всех временных масштабах присутствуют постоянно.^[9] Считается, что во время низкой солнечной активности около половины всей энергии, поступающей в термосферу, составляет солнечное XUV-излучение. Эта солнечная энергия XUV происходит только в дневных условиях, а во время максимума на экваторе равноденствие.

Солнечный ветер

Второй источник ввода энергии в термосферу - это Солнечный ветер энергия, которая передается магнитосфера с помощью механизмов, которые не совсем понятны. Один из возможных способов передачи энергии - это процесс гидродинамического динамо. Частицы солнечного ветра проникают в полярные области магнитосферы, где геомагнитное поле линии по существу направлены вертикально. Создается электрическое поле, направленное от рассвета до заката. Вдоль последних замкнутых силовых линий геомагнитного поля с их основаниями в пределах полярное сияние зоны, продольные электрические токи могут течь в область ионосферного динамо где они закрываются электрическими Педерсен и Холловые токи. Омический потери токов Педерсена нагревают нижнюю термосферу (см., например, Магнитосферное поле электрической конвекции ). Кроме того, проникновение высокоэнергетических частиц из магнитосферы в авроральные области резко увеличивает электрическую проводимость, дополнительно увеличивая электрические токи и, следовательно, Джоулевое нагревание. Во время спокойной магнитосферной активности магнитосфера вносит, возможно, четверть в энергетический бюджет термосферы.^[10] Это примерно 250 К температуры экзосферы в уравнении (2). Однако во время очень большой активности это тепловложение может значительно увеличиться в четыре или более раз. Этот вклад солнечного ветра происходит в основном в областях полярных сияний как днем, так и ночью.

Атмосферные волны

Два вида крупномасштабных атмосферных волн в нижних слоях атмосферы - это внутренние волны с конечной вертикальной длиной волны, которые могут переносить волновую энергию вверх; и внешние волны с бесконечно большими длинами волн, которые не могут переносить волновую энергию.^[11] Атмосферные гравитационные волны и большая часть атмосферные приливы генерируемые в тропосфере относятся к внутренним волнам. Их амплитуды плотности экспоненциально увеличиваются с высотой, так что в мезопаузе эти волны становятся турбулентными, а их энергия рассеивается (подобно обрушению океанских волн на побережье), тем самым способствуя нагреву термосферы примерно на 250 K в уравнении (2). ). С другой стороны, основной суточный прилив, обозначенный (1, −2), который наиболее эффективно возбуждается солнечным излучением, является внешней волной и играет лишь второстепенную роль в нижней и средней атмосфере. Однако на термосферных высотах она становится преобладающей волной. Он управляет электрическим Sq-током внутри область ионосферного динамо между 100 и 200 км высотой.

Нагревание, преимущественно приливными волнами, происходит в основном в низких и средних широтах. Изменчивость этого нагрева зависит от метеорологических условий в тропосфере и средней атмосфере и не может превышать примерно 50%.

Динамика

Рис. 2. Схематический разрез по высоте меридиана циркуляции (а) симметричной компоненты ветра (P₂⁰), (б) антисимметричной компоненты ветра (P₁⁰) и (г) симметричной суточной компоненты ветра (P₁¹) в 3 часа 15 часов по местному времени. Верхняя правая панель (c) показывает горизонтальные векторы суточной компоненты ветра в северном полушарии в зависимости от местного времени.

В термосфере на высоте примерно 150 км все атмосферные волны последовательно становятся внешними волнами, и никакой заметной вертикальной волновой структуры не видно. Атмосферные волновые моды вырождаются в сферические функции п_п^м с меридиональным волновое число и зональный волновое число (m = 0: средний зональный поток; m = 1: суточные приливы; m = 2: полусуточные приливы и т. д.). Термосфера становится системой затухающего генератора с характеристиками фильтра нижних частот. Это означает, что волны меньшего масштаба (большее число (n, m)) и более высокие частоты подавляются в пользу крупномасштабных волн и более низких частот. Если учесть очень тихие магнитосферные возмущения и постоянную среднюю температуру экзосферы (усредненную по сфере), наблюдаемое временное и пространственное распределение распределения температуры экзосферы можно описать суммой сферических функций:^[12]

(3)   ${ Displaystyle T ( varphi, lambda, t) = T _ { infty} {1+ Delta T_ {2} ^ {0} P_ {2} ^ {0} ( varphi) + Delta T_ { 1} ^ {0} P_ {1} ^ {0} ( varphi) cos [ omega _ {a} (t-t_ {a})] + Delta T_ {1} ^ {1} P_ {1 } ^ {1} ( varphi) cos ( tau - tau _ {d}) + cdots }}$

Здесь это широта φ, долгота λ и время t, ω_а то угловая частота одного года, ω_d угловая частота одного солнечного дня, а τ = ω_dt + λ - местное время. т_а = 21 июня - дата северного летнего солнцестояния, а τ_d = 15:00 - местное время максимальной суточной температуры.

Первый член в (3) справа - это глобальное среднее значение температуры экзосферы (порядка 1000 К). Второй член [с P₂⁰ = 0,5 (3 греха²(φ) −1)] представляет избыток тепла в более низких широтах и ​​соответствующий дефицит тепла в более высоких широтах (рис. 2а). Система термического ветра развивается по направлению ветра к полюсам на верхнем уровне и ветру от полюсов на нижнем уровне. Коэффициент ΔT₂⁰ ≈ 0,004 мало, потому что джоулева нагрев в областях полярных сияний компенсирует этот избыток тепла даже в спокойных магнитосферных условиях. Однако в возмущенных условиях этот член становится доминирующим, меняя знак, так что теперь избыток тепла переносится от полюсов к экватору. Третий член (с P₁⁰ = sin φ) представляет избыток тепла в летнем полушарии и отвечает за перенос избыточного тепла из лета в зимнее полушарие (рис. 2b). Его относительная амплитуда порядка ΔT₁⁰ ≃ 0,13. Четвертый член (с P₁¹(φ) = cos φ) - доминирующая суточная волна (приливная мода (1, −2)). Он отвечает за перенос избыточного тепла из дневного полушария в ночное полушарие (рис. 2d). Его относительная амплитуда ΔT₁¹0,15, то есть порядка 150 К. Дополнительные термины (например, полугодовые, полусуточные и более высокие члены) должны быть добавлены к уравнению (3). Однако они имеют второстепенное значение. Соответствующие суммы могут быть получены для плотности, давления и различных компонентов газа.^[6][13]

Термосферные бури

В отличие от солнечного XUV-излучения, магнитосферные возмущения, обозначенные на земле геомагнитными вариациями, имеют непредсказуемый импульсивный характер, от коротких периодических возмущений порядка часов до длительных гигантских бурь продолжительностью в несколько дней. Реакция термосферы на большую магнитосферную бурю называется термосферной бурей. Поскольку поступление тепла в термосферу происходит на высоких широтах (в основном в авроральные области), перенос тепла представлен термином P₂⁰ в уравнении (3) перевернуто. Кроме того, из-за импульсной формы возмущения генерируются члены более высокого порядка, которые, однако, обладают коротким временем затухания и, следовательно, быстро исчезают. Сумма этих мод определяет «время прохождения» возмущения до более низких широт и, таким образом, время реакции термосферы на магнитосферное возмущение. Важно для развития ионосферная буря - увеличение отношения N₂/ O во время термосферной бури на средних и высоких широтах.^[14] Увеличение N₂ увеличивает процесс потерь ионосферной плазмы и, следовательно, вызывает уменьшение электронной плотности в F-слое ионосферы (отрицательная ионосферная буря).

Рекомендации